il sistema solare in immagini – parte VII – saturno

e siamo così arrivati nel nostro viaggio verso i confini del sistema solare al “signore degli anelli”, l’enigmatico saturno, un’altra stella mancata o forse qualcosa di ancora misterioso, un sistema che grazie alla meravigliosa sonda cassini abbiamo imparato a conoscere meglio…tratteremo a parte le sue numerosissime lune, focalizzando su Encelado e Titano…

saturno

Saturno è il sesto pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole, dopo Mercurio, Venere, Terra, Marte e Giove, e il secondo pianeta più massiccio dopo Giove. Saturno, con Giove, Urano e Nettuno, è classificato come gigante gassoso, con un raggio medio 9,5 volte quello della Terra e una massa 95 volte superiore a quella terrestre. E’ composto per il 95% da idrogeno e per il 3% da elio a cui seguono gli altri elementi. Il nucleo, la cui esistenza è data per certa, pur senza prove inconfutabili, consistente in silicati e ghiacci, è circondato da uno spesso strato di idrogeno metallico e quindi di uno strato esterno gassoso.

Foto di Saturno scattata dalla Voyager 2 da circa 21 milioni di chilometri. Si notano tre dei suoi satelliti ghiacciati sulla sinistra; in ordine di distanza dal pianeta: Teti, Dione, Rea. L’ombra di Teti è proiettata sull’emisfero sud di Saturno.

I venti nell’atmosfera di Saturno possono raggiungere i 1 800 km/h, risultando significativamente più veloci di quelli su Giove, ma poco meno veloci di quelli che spirano nell’atmosfera di Nettuno. Saturno ha un esteso e vistoso sistema di anelli che consiste principalmente in particelle di ghiacci e polveri di silicati. Della sessantina di lune conosciute che orbitano intorno al pianeta Titano è la maggiore e l’unica luna del sistema solare ad avere un’atmosfera significativa, mentre Encelado rappresenta oggi una delle sedi di possibili condizioni adatte a forme di vita nel suo oceano sotto il ghiaccio di superficie.

saturno all’osservazione amatoriale con un telescopio newton da 250 mm

Il momento migliore per osservare Saturno e i suoi anelli è l’opposizione (quindi opposto al Sole) e appare ad occhio nudo  come un luminoso punto giallastro con una magnitudine apparente tra 1 e 0. A causa della sua grande distanza dalla Terra, il diametro di Saturno è troppo piccolo per essere percepito e ad occhio nudo il pianeta apparirà sempre come un punto, necessitando un telescopio o un  binocolo da almeno 30 ingrandimenti per potere distinguere il disco del pianeta e gli anelli. Saturno ha un periodo di rivoluzione di 29,5 anni e ogni circa 15 anni, quando si trova in determinati punti della sua orbita, gli anelli scompaiono brevemente dalla vista, in quanto vengono a trovarsi perfettamente di taglio visti dalla Terra.

scattata dalla sonda Cassini, in questa foto il sole è eclissato da Saturno

Oltre che dalla distanza dalla Terra la luminosità di Saturno dipende anche dalla posizione degli anelli; se essi sono orientati in modo favorevole, come nel 2002, sono maggiormente visibili e contribuiscono ad aumentare sensibilmente la luminosità apparente di Saturno. Talvolta il pianeta, come altri corpi del sistema solare che giacciono nei pressi dell’eclittica, può venire occultato dalla Luna ed il fenomeno ha luogo con cicli ben determinati, ovvero ad un periodo di dodici mesi, durante i quali il pianeta viene occultato dodici volte dalla Luna, si sussegue un periodo di circa cinque anni, durante il quale non si verificano occultazioni. Ciò accade perché l’orbita della Luna intorno alla Terra è inclinata rispetto all’orbita della Terra attorno al Sole, e solo quando Saturno si trova vicino al punto dove l’orbita della Luna attraversa il “piano dell’eclittica” possono avvenire  occultazioni.

schiacciamento ai poli di saturno in confronto ad una sfera

Esplorazione spaziale

Pioneer 11

Il Pioneer 11 fu la prima sonda spaziale ad effettuare un sorvolo ravvicinato di Saturno nel settembre 1979, a 20 000 chilometri dalle nubi del pianeta. Furono scattate immagini del pianeta e di alcune delle lune, seppure ad una bassa risoluzione che non consentì di rilevare dettagli in superficie. La sonda studiò anche gli anelli del pianeta, scoprendo il sottile anello F e il fatto che le lacune oscure appaiono brillanti se osservate ad elevati angoli di fase rispetto al Sole, indicando che contengono sottili particelle in grado di diffondere la luce. Pioneer 11 misurò anche la temperatura di Titano, pari a 250 K, e l’intensità del campo magnetico di Saturno, un migliaio di volte più intenso di quello terrestre.

Le sonde Voyager

La sonda Voyager 1 visitò il sistema di Saturno nel novembre 1980, inviando le prime immagini ad alta risoluzione del pianeta, dei suoi anelli e delle principali lune, effettuando un flyby di Titano, migliorando la conoscenza della sua atmosfera e confermando l’impenetrabilità della stessa alle lunghezze d’onda del visibile. Nell’agosto 1981, la Voyager 2 arrivò nel sistema di Saturno. Acquisì altre immagini ravvicinate delle lune di Saturno mostrando cambiamenti di atmosfera ed anelli. La sonda ha analizzato l’atmosfera superiore di Saturno con il suo radar per misurare le temperature e le densità. La sonda ha scoperto che ai livelli più alti (7000 Pa di pressione) la temperatura era a 70 kelvin (-203 °C, cioè 70 gradi sopra lo zero assoluto), mentre ai livelli più bassi (120 000 Pa) la temperatura saliva a 143 K (-130 °C). Il polo nord del pianeta era 10 K più freddo, sebbene questo possa dipendere da effetti stagionali. Durante il flyby un blocco di due giorni alla piattaforma girevole della telecamera impedì di realizzare molte immagini pianificate. La gravità di Saturno fu poi usata per dirigere la sonda verso Urano. Le sonde scoprirono alcuni nuovi satelliti in orbita nei pressi o all’interno degli anelli del pianeta, così come scoprirono alcuni spazi vuoti tra gli anelli stessi, come la Divisione di Maxwell, tra l’anello B e l’anello C, e la Divisione di Keeler, all’interno dell’anello A.


sopra, immagine di Saturno ripresa dalla Voyager 1.

sotto due immagini di saturno ripresa dalla Voyager 2

Cassini-Huygens

Lanciata il 15 ottobre 1997, la sonda spaziale Cassini-Huygens entrò in orbita attorno a Saturno il 1º luglio 2004, completando la manovra di inserimento in orbita (SOI: Saturn Orbit Insertion). Ma già prima dell’inserimento in orbita la Cassini aveva studiato il sistema. Nel giugno del 2004 aveva effettuato il flyby di Febe mandando a terra dati e immagini ad alta risoluzione. La missione, oltre allo studio accurato del sistema di Saturno condotto per lunghi anni a partire dall’ingresso in orbita, prevedeva l’invio del lander Huygens sulla superficie di Titano, rimasta sconosciuta per la spessa coltre atmosferica che avvolge la principale luna di Saturno, ed il giorno di natale del 2004 la sonda lasciò la Cassini, scendendo nell’atmosfera misteriosa di Titano e raccogliendo un’enorme quantità di dati durante la discesa e dopo l’atterraggio (parleremo del lander nella prossima parte, dedicata ai satelliti). Durante tutto il 2005 la Cassini ha compiuto diversi flyby di Titano e di altri satelliti ghiacciati.

 
Saturno ripreso dalla sonda Cassini.

Dall’inizio del 2005 la Cassini rivelò fulmini nell’atmosfera di Saturno,1.000 volte più potenti dei fulmini terrestri. Nel 2006 la Cassini trovò la prova di acqua liquida su Encelado che fuoriusciva dalla superficie ghiacciata attraverso potenti geysers. Le immagini della Cassini mostrarono getti di particelle ghiacciate che dalla regione polare sud della luna finivano in orbita attorno a Saturno. Secondo alcuni scienziati altre lune del sistema solare potrebbero avere oceani di acqua liquida sotto la superficie, tuttavia nel caso di Encelado l’acqua poco sotto la superficie ghiacciata. Nel maggio 2011 la NASA affermò che Encelado potrebbe essere il luogo più abitabile del sistema solare per la vita, almeno per come è conosciuta dall’uomo.

 
 
Immagine in colori naturali della luna Titano di fronte a Giove scattata dalla sonda Cassini.

Numerose altre sono state le scoperte della Cassini nel corso degli anni: tra il 2006 e il 2007 laghi e mari di idrocarburi su Titano, il più grande dei quali ha le dimensioni del Mar Caspio, una enorme tempesta nel polo sud di Saturno, le piccole divisione di Maxwell e di Keeler negli anelli, otto nuovi satelliti, solo per citarne alcune, con la missione principale conclusasi nel 2008, dapprima estesa fino al 2010 e quindi, essendo ancora la sonda perfettamente funzionante, prorogata fino al 2017 con il nome di ribattezzata Cassini Equinox, quando la sonda è stata diretta verso Saturno per impedire che una volta smesso di funzionare, potesse impattare con Encelado, contaminandolo o danneggiandone la superficie. Nell’aprile 2013 la Cassini inviò le immagini di un enorme uragano sul polo nord del pianeta, 20 volte più grande di quelli terrestri, con venti ad oltre 530 km/h.

Nel luglio del 2006 la sonda ha per la prima volta trovato prove dell’esistenza di laghi di idrocarburi vicino al polo nord di Titano. Successive immagini del marzo 2007 hanno mostrato “mari” di idrocarburi, il più grande dei quali ha quasi le dimensioni del Mar Caspio.

Il 19 luglio 2013 la NASA ha annunciato in anticipo che sarebbero stata scattate foto dal sistema solare esterno verso la Terra, così la Cassini, dietro al disco di Saturno per evitare il bagliore del Sole, immortalò la Terra e la Luna dalla distanza di 1,5 miliardi di km. Da quella distanza la Terra appariva un piccolo puntino blu con un ancor più piccolo puntino bianco accanto (la Luna).

Parametri orbitali e rotazione

Saturno orbita attorno al Sole ad una distanza media di 1,427 × 109 km, con  rivoluzione completa in 29,458 anni terrestri. La sua orbita è inclinata di 2,488º rispetto all’eclittica ed è eccentrica di un fattore 0,0560. Alla sua distanza la luce del Sole appare 100 volte meno intensa rispetto alle misure effettuate da Terra. L’asse di rotazione è inclinato di 26,731°, regalando al pianeta un ciclo di stagioni più o meno analogo a quello terrestre e marziano, ma molto più lungo. Il periodo di rotazione di Saturno sul proprio asse varia a seconda della quota; gli strati superiori, nelle regioni equatoriali, impiegano 10,23378 ore a compiere un giro completo, mentre nucleo e mantello ruotano in 10,67597 ore.

Nel marzo 2007 è stato rilevato che la variazione delle emissioni radio del pianeta non corrisponde alla velocità di rotazione di Saturno. Tale variazione potrebbe essere causata dall’attività dei geyser sulla superficie della luna Encelado. Il vapore acqueo emesso in orbita attorno a Saturno da questa attività crea un ostacolo al campo magnetico del pianeta, rallentando la sua rotazione rispetto alla rotazione del pianeta. L’ultima stima del periodo di rotazione di Saturno, basato su una media di varie misure effettuate dalle sonde Cassini, Voyager e Pioneer è stata segnalata nel settembre 2007, ed equivale a 10 ore, 32 minuti e 35 ± 13 secondi.

Caratteristiche chimico-fisiche

Con una massa pari a 95,181 volte e un volume pari a 744 volte quello terrestre Saturno è il secondo pianeta più grande del sistema solare. È classificato come gigante gassoso poiché gli strati esterni sono costituiti prevalentemente da gas e manca di una superficie definita, anche se potrebbe avere nucleo solido. Saturno appare visibilmente schiacciato ai poli, con i suoi diametri equatoriale e polare (120.536 km e 108.728 km rispettivamente) che differiscono di quasi il 10%. Questa forma è il risultato della sua rapida rotazione e della sua composizione chimica, con la densità più bassa del Sistema solare, facile quindi a deformarsi. Anche gli altri pianeti, e i giganti gassosi in particolare, sono deformati, ma in modo molto meno evidente. Saturno è anche l’unico pianeta del sistema solare con una densità media inferiore a quella dell’acqua: solo 0,69 g/cm³. In realtà il valore medio è una combinazione di densità molto basse nell’atmosfera del pianeta e densità più elevate all’interno, sicuramente maggiori di quella dell’acqua. Per questi valori si presuppone che il pianeta abbia un nucleo di rocce e metalli non particolarmente massiccio. Saturno ha una massa 95 volte quella terrestre, e assieme a Giove compone il 92% della massa planetaria totale del sistema solare.

Struttura interna

Saturno possiede una struttura interna molto simile a quella di Giove e così presenta una composizione affine anche a quella del Sole, essendo costituito per il 75% di idrogeno ed il 25% di elio, con tracce d’acqua, metano ed ammoniaca. Nello strato esterno è presente un’atmosfera dove si alternano fasce chiare e scure parallele all’equatore con perturbazioni cicloniche e formazioni di nubi; il tutto degrada nella zona sottostante, dove a densità superiori a 0,01 g/cm3 l’idrogeno diviene liquido. La temperatura, la pressione e la densità all’interno del pianeta aumentano costantemente spostandosi verso il nucleo, e negli strati più profondi del pianeta, l’idrogeno diviene metallico.

Risultato immagine per saturno struttura internaRisultato immagine per saturno struttura interna

Al centro del pianeta è presente il nucleo. I modelli planetari standard suggeriscono che all’interno di Saturno esista un piccolo nucleo roccioso simile in composizione al nucleo terrestre, ma più denso. Gli astronomi francesi Didier Saumon e Tristan Guillot hanno stimato che il nucleo di Saturno possiede una massa compresa tra 9 e 22 volte la massa terrestre, che corrisponde ad un diametro di circa 25.000 chilometri e dove si raggiunge una temperatura di quasi 12.000 °C e pressione di 10 milioni di atmosfere. Il nucleo è circondato da uno spesso strato di idrogeno liquido metallico, seguito da uno strato liquido di idrogeno molecolare ed elio che si trasformano in gas all’aumentare dell’altitudine. Lo strato più esterno si estende su 1.000 km e consiste in una atmosfera gassosa.

Saturno, al pari di Giove, irradia, nell’infrarosso una energia più che doppia rispetto a quella che riceve dal Sole, e anche se in parte si pensa che ciò avvenga tramite il meccanismo di Kelvin-Helmholtz questo non basta a spiegare tale produzione di calore dall’interno. Un ulteriore meccanismo che spiegherebbe il calore generato è quello di una “pioggia di elio” all’interno: goccioline d’elio, più pesante dell’idrogeno, sprofondano nell’oceano liquido sottostante e comprimendosi, liberano calore che per convezione migra verso l’alto fino all’atmosfera, dove può sfuggire nello spazio esterno.

Atmosfera

L’atmosfera esterna di Saturno è composta per il 96,3% da idrogeno molecolare dal 3,25% di elio. La percentuale di elio è notevolmente minore rispetto al Sole. Le quantità di elementi più pesanti dell’elio non sono note con precisione, ma dedotte dal modello della formazione del sistema solare ed è stata stimata, nel caso di Saturno, in 19-31 volte la massa della Terra, con una percentuale significativa situata nella regione del nucleo planetario.

Nell’atmosfera di Saturno sono state rilevate anche tracce di ammoniaca, acetilene, etano, propano, fosfina e metano. Le nubi superiori sono costituite da cristalli di ammoniaca, che gli conferiscono il tipico aspetto giallognolo, mentre quelle degli strati inferiori sembrano essere composte da idrosolfuro di ammonio (NH4SH) e acqua. La radiazione ultravioletta del Sole provoca la fotolisi del metano negli strati superiori dell’atmosfera, causando una serie di reazioni chimiche degli idrocarburi con i prodotti risultanti trasportati verso il basso dai vortici atmosferici. Questo ciclo fotochimico è regolato dal ciclo annuale stagionale di Saturno.

Le bande

L’atmosfera di Saturno mostra bande simili a quelle di Giove, ma molto più deboli, meno vorticose e più larghe vicino all’equatore. Le formazioni atmosferiche (macchie, nubi) sono così deboli da non essere mai state osservate prima dell’arrivo delle sonde Voyager. Oggi i telescopi a terra e in orbita sono migliorati al punto da poter condurre regolari osservazioni delle caratteristiche atmosferiche di Saturno. Sono state trovate tempeste di forma ovale dalla lunga vita e molto simili a quelle di Giove. Nel 1990 il Telescopio Spaziale Hubble osservò un’enorme nube bianca vicino all’equatore del pianeta, e un’altra fu osservata nel 1994.

Immagine scattata dalla sonda Cassini – in alto a destra ed in falsi colori la “Tempesta Dragone” su Saturno

La composizione delle nuvole varia con la profondità e l’aumentare della pressione. Negli strati superiori, con una temperatura compresa tra 100-160 K e pressioni tra 0,5 e 2 bar, le nuvole sono costituite da ammoniaca ghiacciata. Scendendo nell’atmosfera di Saturno si trovano le nubi di ghiaccio d’acqua, dove la pressione è compresa tra 2,5 bar e 9,5 bar e le temperature tra i 185 e 270 K. Più in basso si trova uno strato di idrosolfuro di ammonio ghiacciato, a pressioni tra 3-6 bar e temperature comprese tra 290 e 235 K. Infine, negli strati inferiori, dove le pressioni sono di circa 10-20 bar e le temperature di 270-330 K, è presente una zona composta da gocce d’acqua mista ad ammoniaca in soluzione acquosa.

serie di immagini della Cassini che mostra l’evoluzione a carattere trentennale di una grande tempesta su una banda del pianeta

Una sostanziale differenza fra le atmosfere di Giove e Saturno è la presenza di bande chiare e scure, specialmente presso l’equatore, molto evidenti nel primo ma soffuse e poco contrastate nell’altro. Il motivo è un più spesso strato di foschia che sovrasta la parte dell’alta atmosfera di Saturno, probabilmente causata dalla minore temperatura (130 K nell’alta atmosfera), che favorisce la formazione di nubi a profondità maggiore rispetto a Giove. Ciò nonostante l’atmosfera saturniana è percorsa da venti fortissimi, che soffiano fino a 1800 km/h presso l’equatore. Sono inoltre presenti cicloni, soprattutto alle alte latitudini, dalla durata relativamente breve, come quello ripreso dal Telescopio spaziale Hubble nel 1990, tipico esempio di Grande Macchia Bianca, tempeste temporanee che si formano durante le estati saturniane nell’emisfero nord, e osservate anche nel 1876, 1903, 1933 e 1960, ma non presenti durante il passaggio delle sonde Voyager.

Esagono di Saturno

Risultato immagine per anelli saturno spessore

Negli anni ottanta le due sonde del Programma Voyager fotografarono una struttura esagonale presente nei pressi del polo nord del pianeta, alla latitudine 78° N, che è stata osservata successivamente anche dalla sonda Cassini. I lati dell’esagono misurano circa 13800 km, più del diametro della Terra. L’intera struttura, unica nel sistema solare, ruota in un periodo di 10 ore 39 minuti e 23 secondi, equivalente al periodo di rotazione del campo di emissioni radio, che si presume essere pari al periodo di rotazione delle parti interne di Saturno. La struttura esagonale non si muove in longitudine come invece fanno le altre nubi nell’atmosfera visibile e sembra essere piuttosto stabile nel tempo. Non si conoscono ancora le cause della presenza di questa forma geometrica regolare, ma sembra che non ci sia un collegamento con la radio-emissione di Saturno e con la sua attività delle aurore polari.

in alto esagono di Saturno in falsi colori – immagine scattata dalla Cassini-Huygens utilizzando  filtri ultravioletti, visibili e infrarossi per evidenziare le diverse regioni

 
 
 
In alto, il polo nord di Saturno ripreso dalla sonda Cassini il 9 settembre 2016 con la conformazione esagonale delle sue nubi

Ciclone del polo sud

Il Telescopio spaziale Hubble tra il 1997 e il 2002 osservò nei pressi del polo sud una corrente a getto, ma nessuna struttura del genere all’esagono del polo nord. Nel novembre 2006 la NASA ha però riferito che tramite immagini della sonda Cassini, è stato osservato un uragano centrato nel polo sud, con un occhio del ciclone ben definito. La scoperta ha rivestito una notevole importanza perché non erano mai stati osservati nel sistema solare, Terra a parte, cicloni con un occhio così definito, nemmeno quando la sonda Galileo osservò da vicino la Grande Macchia Rossa di Giove. Il ciclone potrebbe esistere da miliardi di anni, ha la grandezza circa della Terra e al suo interno i venti soffiano a 550 km/h, vale a dire a velocità doppia rispetto ad un uragano terrestre di categoria 5.

in alto, immagine scattata dalla Cassini-Huygens del ciclone al polo sud di saturno

Campo magnetico

L’esistenza della magnetosfera di Saturno è stata accertata dalla sonda Pioneer 11 nel 1979. Di semplice forma simmetrica la sua intensità all’equatore è di 0,2 gauss (20 µT) circa un ventesimo di quello di Giove, e anche leggermente più debole del campo magnetico terrestre. Quando la Voyager 2 entrò nella magnetosfera di Saturno, l’intensità del vento solare era alta e la magnetosfera si estendeva solo fino a 19 raggi saturniani, o 1,1 milioni di chilometri. La sua origine, come per Giove, è dovuta allo strato di idrogeno liquido all’interno del pianeta, con frequenti scariche elettriche, ed alla elevata velocità di rotazione. Un altro fattore che spiega la sua debole magnetosfera deriva dall’orientamento della stessa, che è quasi coincidente con l’asse di rotazione del pianeta, con uno scarto di solo 1° (contro i 10° di Giove).

Risultato immagine per campo magnetico di saturnoRisultato immagine per campo magnetico di saturno

La magnetosfera è composta da fasce di radiazione a forma di toroide nelle quali si ritrovano elettroni e nuclei atomici ionizzati. Il tutto si estende per oltre 2 milioni di km e anche oltre nella direzione opposta a quella del Sole. L’interazione tra la magnetosfera e la ionosfera provoca aurore polari che circondano i poli. Queste aurore sono state fotografate anche dal telescopio spaziale Hubble. Altre interazioni dovute al campo magnetico sono state osservate tra i suoi satelliti: una nube composta da atomi di idrogeno che va dall’orbita di Titano fino all’orbita di Rea e un disco di plasma, anche questo formato da idrogeno e ioni di ossigeno, che si estende dall’orbita di Teti fino quasi all’orbita di Titano.

aurore al polo sud di saturno riprese dalla Cassini

Anelli

Saturno possiede un sistema di anelli planetari, composti ciascuno da milioni di piccoli oggetti ghiacciati, di grandezza variabile dal micrometro al metro, che orbitano intorno al pianeta sul  piano equatoriale, organizzati in forma di anello piatto (la sonda Cassini-Huygens ha misurato il loro spessore medio in circa 10 m, quindi estremamente sottili). In compenso gli anelli non sono completamente piatti, in alcune zone le particelle sono addensate in strutture che si estendono da 3 a 5 km sopra e sotto il piano degli anelli, proiettando così lunghe ombre in particolari momenti di inclinazione rispetto al sole. Poiché l’asse di rotazione di Saturno è inclinato rispetto al suo piano orbitale, anche gli anelli risultano inclinati. La natura “granulare” degli anelli fu dimostrata per via teorica fin dal 1859 dal fisico scozzese James Clerk Maxwell. Gli anelli iniziano ad un’altezza di circa 6600 km dalla sommità delle nubi di Saturno e si estendono fino a 120.000 km da esse, poco meno di un terzo della distanza Terra-Luna. Il loro spessore è mediamente pari ad appena 10 metri.

Il gruppo dei satelliti saturniani impedisce alla polvere che compone l’anello A di disperdersi nello spazio circostante. Questa immagine è stata scattata da Cassini e mostra chiaramente le onde di densità dell’anello create dalle piccole lune.

La loro scoperta è dovuta a Christiaan Huygens, nel 1655; in precedenza già Galileo aveva notato insolite protuberanze ai lati del pianeta, ma la scarsa potenza del suo telescopio e la particolare posizione di Saturno all’epoca, con gli anelli disposti di taglio per un osservatore terrestre, quindi difficilmente visibili, non gli avevano permesso di distinguerne la forma con chiarezza.

La Terra vista dalla sonda Cassini tra gli anelli ghiacciati di Saturno

Gli anelli sono divisi in sette fasce, separate da divisioni quasi vuote. L’organizzazione in fasce e divisioni risulta da una complessa dinamica ancora non del tutto compresa, ma dove giocano un ruolo i cosiddetti satelliti pastori, lune di Saturno che orbitano all’interno o subito fuori dell’anello. L’origine degli anelli è sconosciuta ma ci  sono due ipotesi al riguardo, una, che siano il risultato della distruzione di un satellite di Saturno ad opera di una collisione con una cometa o con un altro satellite, l’altra, che sia un residuo del materiale da cui si formò Saturno che non è riuscito ad assemblarsi in un corpo unico. Parte del ghiaccio della parte centrale degli anelli proviene dalle eruzioni del criovulcanismo di Encelado, in particolare dell’anello E, l’unico di cui si conosca con ragionevole certezza l’origine dal satellite ghiacciato. In passato si pensava che gli anelli si fossero formati assieme al pianeta miliardi di anni fa, tuttavia studi più recenti suggeriscono che l’età degli anelli sia probabilmente solo di alcune centinaia di milioni di anni. Le teorie più recenti suggeriscono che gli anelli siano instabili e abbiano una vita relativamente breve, tanto che in pochi milioni di anni dovrebbero disperdersi o precipitare sul pianeta stesso, una osservazione coerente con l’ipotesi di un’origine recente degli anelli.

rappresentazione artistica dello spessore degli anelli di saturno

La divisione più grande fu scoperta da Cassini nel 1675, ed è chiamata divisione di Cassini. Successivamente Bond scoprì che l’anello interno era anch’esso suddiviso (1850). Anche l’anello esterno risultò suddiviso da quella che è chiamata Divisione di Encke. I diversi anelli vengono chiamati anche con le lettere dell’alfabeto. Originariamente la sequenza partiva dal più esterno (A) verso l’interno (B, C, ecc.), ma con la scoperta di nuovi anelli sia all’interno che all’esterno le lettere sono ora piuttosto mescolate.

Saturn's A ring

sopra un particolare dell’anello A ripreso dalla Cassini

sotto due vedute della parte esterna dell’anello B – i disturbi dell’immagine (graffi e punti chiari) sono dovuti alle radiazioni provenienti dal pianeta

una visione dalla Cassini degli anelli e del pianeta del lato opposto al sole

Saturn

Nell’ottobre del 2009 grazie al telescopio spaziale Spitzer è stato scoperto il più grande anello di Saturno mai osservato in precedenza, un enorme anello alla periferia del sistema di Saturno, in un’orbita inclinata di 27º rispetto al piano del sistema dei sette anelli principali. Il nuovo anello, che si ritiene sia originato da Febe, è composto di ghiaccio e di polvere allo stato di particelle alla temperatura di -157 °C. Pur essendo molto esteso questo anello è rilevabile solo nello spettro infrarosso, perché non riflette la luce visibile. La massa dell’anello comincia ad una distanza di circa 6 milioni di chilometri dal pianeta e si estende fino a 11,9 milioni di chilometri. La scoperta potrebbe essere decisiva per risolvere il problema legato alla colorazione del satellite Giapeto: gli astronomi ritengono che le particelle dell’anello, che orbitano intorno a Saturno in modo retrogrado (proprio come Febe), vadano a collidere contro la superficie di Giapeto quando questo, durante il suo moto orbitale, attraversa l’anello.

sopra il sistema degli anelli all’ultravioletto

sotto gli anelli in falsi colori

gli anelli visti di taglio nell’esiguità del loro spessore

Nome

Distanza dal centro di Saturno (km)

Larghezza (km)

Anello D

60 000 – 72 600

12 600

Divisione di Guerin

72 600 – 73 800

1 200

Anello C

73 800 – 92 000

17 500

Divisione di Colombo

77 800

100

Divisione di Maxwell

87 500

270

Anello B

92 000 – 117 500

25 500

Divisione di Cassini

117 500 – 122 200

4 700

Separazione di Huygens

117 680

285-440

Anello A

122 200 – 136 800

14 600

Divisione di Encke

133 570

325

Divisione di Keeler

136 530

35

R/2004 S1

137 630

190 (?)

R/2004 S2

138 900

(?)

Anello F

140 210

30-500

Anello G

165 800 – 173 800

8 000

Anello E

180 000 – 480 000

300 000

Anello di Phoebe

16 milioni

10 000 000

per saperne di più https://saturn.jpl.nasa.gov/

 

 

 

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